Formazione stellare migliorata attraverso l'alto

Apr 20, 2024

Nature Astronomy volume 7, pagine 541–545 (2023) Citare questo articolo

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La microfisica della formazione dell’idrogeno molecolare ha un’influenza sui tassi di formazione stellare su scala galattica nel tempo cosmico. L'H2 è l'agente di raffreddamento necessario per avviare il collasso delle nubi che regola l'efficienza della formazione stellare. La formazione di H2 è inefficiente nella fase gassosa nelle tipiche condizioni interstellari, poiché richiede che le superfici dei granelli di polvere agiscano come catalizzatori. È stato dimostrato che piccoli grani carboniosi con dimensioni comprese tra circa 4 e 100-200 Å, inclusi gli idrocarburi policiclici aromatici (IPA), aumentano i tassi di formazione di H2 a causa dei loro ampi rapporti superficie-volume. In precedenza si pensava che i tassi di formazione di H2 sugli IPA si riducessero al di sopra di temperature di 50 K e si riteneva che la ricombinazione dell'atomo di H fosse altamente efficiente solo al di sotto di 20 K. Fino ad ora, sia gli esperimenti di laboratorio che la modellizzazione teorica hanno suggerito che l'H2 non può formarsi su grani con temperature superiori 100 K. Qui riportiamo le prove, attraverso misurazioni dirette di laboratorio, della formazione altamente efficiente di H2 a temperature fino a 250 K su superfici carboniose che imitano la polvere interstellare. Spingendo la loro formazione verso temperature più calde, le molecole di H2 potrebbero iniziare a contribuire in modo sostanziale al raffreddamento del gas più caldo (temperature di circa 50–250 K). Ciò avrà un impatto marcato sulla nostra comprensione della formazione di H2 nelle galassie vicine e sulla sua efficienza nelle galassie ad alto spostamento verso il rosso dove lo sfondo cosmico a microonde spinge già la temperatura della polvere a oltre 20 K.

L'idrogeno molecolare H2 è la più piccola, la più semplice ma la più abbondante delle molecole dell'Universo, la sua abbondanza (1) modella le fasi molecolari del mezzo interstellare (ISM) dove si formano le stelle perché la sua auto-schermatura dalla radiazione interstellare1 controlla l'entità delle regioni di fotodissociazione H2 (rif. 2), e (2) regola l'efficienza della formazione stellare attraverso l'effetto di H2 e delle successive molecole formate, linee di raffreddamento sulla funzione di raffreddamento ISM per temperatura del gas T ≤ 104 K (rif. 3 ,4). L'idrogeno molecolare ha tre principali vie di formazione: (1) la via H+ (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), che domina per spostamenti verso il rosso z di circa 400, (2) la via H− ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), che domina per az di circa 100 e (3) la via catalitica della superficie del grano (H + H + superficie → H2 + superficie), che domina nell'Universo locale (z = 0). I due percorsi della fase gassosa dominano nel gas primordiale dell'Universo primordiale e, sebbene inefficienti, svolgono un ruolo principale nella formazione delle prime stelle (stelle di popolazione III).

La via dominante di formazione dell'H2 dipende dalla presenza di granelli di polvere, e quindi dalla metallicità e dalla temperatura della polvere. La formazione di H2 sui granelli di polvere può anche dominare con spostamento verso il rosso 6–7, dopo la formazione delle prime stelle e l'arricchimento dell'ISM con metalli e granelli di polvere5,6. Il nostro presente studio si concentra su questa terza e principale via. Il processo di formazione di H2 sui grani interstellari può essere riassunto in tre fasi. Il primo consiste nell'adesione degli atomi della fase gassosa sulle superfici dei grani, il secondo riguarda la diffusione e la reattività degli atomi sulla superficie e il terzo il ritorno della molecola alla fase gassosa. Il passaggio più critico è il secondo, poiché, a seconda della temperatura del grano, gli atomi già adsorbiti possono desorbirsi prima che arrivi un nuovo atomo, rendendo impossibile la ricombinazione. Questo è il motivo per cui su una superficie di ghiaccio d'acqua, ad esempio, poiché l'energia di legame dell'H fisisorbito è bassa (tempo di residenza dell'H breve per l'aumento della temperatura), l'efficienza di ricombinazione diminuisce bruscamente oltre 12-15 K (rif. 7). Lo stesso è stato osservato per le superfici di silicato8. L’intervallo è più ampio per superfici di grafite o carbonio amorfo9 ma, nel complesso, se gli atomi non possono chemisorbire (cioè creare un legame covalente con la superficie), l’efficienza di formazione non può più essere importante oltre i 20 K, a causa del rapido desorbimento di H. Su una superficie di carbonio alifatico, la ricombinazione HD è stata segnalata a temperature più elevate ma con sezioni trasversali basse10. Se gli atomi possono chemisorbire, allora Cazaux et al.11 hanno stimato che la formazione di H2 dovrebbe ridursi al di sopra di 50 K e diminuire lentamente fino a zero a 150 K. Sono stati eseguiti molti studi sull'adesione, diffusione e ricombinazione di H su diverse superfici e sono raccolti in l'articolo di revisione di Wakelam et al.12. Tuttavia, nessuno ha effettuato una misurazione diretta dell’efficienza di ricombinazione a temperature superiori a 20 K.

Dust grains at high redshift are probably partly in the form of very small graphitic grains (PAHs). In fact, both in the nearby and high-redshift Universe, one can see evidence for the PAH mass fraction correlates with metallicity13,14 due to harder and more intense radiation fields in low-metallicity galaxies. Given the high dust masses in several high-redshift galaxies, rather high metallicities are expected. Indeed, both observations and models suggest that the metallicity can already be around 20% of the solar value15,16, which would still allow for sufficient PAHs to be present in these high-z galaxies. Recent ALMA (Atacama large millimetre/submillimetre array) observations have demonstrated the presence of large quantities of dust already at redshifts of roughly z = 6–9 (refs. 17,18, 4 submillimeter galaxy. Astrophys. J. 786, 31 (2014)." href="/articles/s41550-023-01902-4#ref-CR19" id="ref-link-section-d12002356e594"19; Spilker, J. S. et al., unpublished manuscript); it is likely that H2 formation on dust grains is already the dominant mechanism in those galaxies. Theoretical models predict dust temperatures in high-redshift giant molecular clouds above 60 K (ref. 20), while estimates from observational studies range between 40 and 80 K (refs. 21,22,23). The fact that star formation is efficient in these galaxies suggests that H2 formation must also be efficient at those temperatures to enable high levels of star-formation activity. The experimental results reported in this paper have the potential to revolutionize our understanding of the formation of the first generations of stars at high redshift. The high H2 formation rate estimated from the observation of photodissociation region (PDR) has been proposed to be due to the catalytic effect of PAH24 and its propensity to do chemisorption has been calculated25. There are several studies in the literature highlighting that the presence of small carbonaceous grains, with large surface-to-volume ratios in comparison to large grains, increases the H2 formation rates24,26. Direct experimental results supporting the hypothesis of PAHs as active catalysts for H2 formation under interstellar conditions have so far been lacking. This study provides a breakthrough in experimental insights and will finally enable an estimation of the contribution of PAHs to interstellar H2 formation at higher temperatures until now not considered./p> 4 submillimeter galaxy. Astrophys. J. 786, 31 (2014)./p>